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海王星の環は主に5つの主要な環から成ります。環は1984年7月22日、アンドレ・ブラヒックとウィリアム・B・ハバードのチームが、ラ・シヤ天文台（ESO）とチリのセロ・トロロ米州天文台で恒星掩蔽の同時観測を行った際に（「弧」として）初めて発見されました。 [1]環は最終的に1989年にボイジャー2号宇宙船によって撮影されました。 [2]環は最も密度が高いときには、C環やカッシーニの間隙など土星の主環の密度の低い部分に匹敵しますが、海王星の環系の大部分は非常に暗く塵が多く、いくつかの点で木星の環によく似ています。海王星の環は、この惑星に関する重要な研究に貢献した天文学者にちなんで名付けられている：[2] ガレ、ルヴェリエ、ラッセル、アラゴ、アダムス。[3] [4]海王星には、衛星ガラテアの軌道と一致する、名前のないかすかな環もある。環の間には、ナイアード、タラッサ、デスピナの3つの衛星が周回している。[4]
海王星の環は極めて暗い物質でできており、おそらくは放射線で処理された有機化合物で、天王星の環に見られる物質に似ている。[5]環の塵の割合は高く（20%から70%の間）、[5]光学的厚さは0.1未満と低から中程度である。[6]アダムス環には、フラテルニテ、エガリテ1と2、リベルテ、そしてカレッジと名付けられた5つの異なる弧が含まれているのが特徴である。これらの弧は狭い軌道経度範囲を占めており、1980年の最初の検出以来わずかにしか変化しておらず、非常に安定している。 [5]弧がどのように安定化されているかはまだ議論の余地がある。しかし、その安定性はおそらくアダムス環とその内側の羊飼い衛星ガラテアとの共鳴相互作用に関連している。[7]
発見と観察
海王星の環についての最初の言及は、1846年に海王星の最大の衛星トリトンを発見したウィリアム・ラッセルが、惑星の周りに環を見たと思ったときに遡ります。[2]しかし、彼の主張は確認されることはなく、観測上の人工物であった可能性が高いです。環の最初の確実な検出は1968年の恒星の掩蔽によって行われましたが、その結果は1977年に天王星の環が発見されるまで注目されませんでした。[2]天王星の発見後すぐに、ハロルド・J・ライツェマ率いるヴィラノバ大学のチームが海王星の環の探索を開始しました。1981年5月24日、彼らは1回の掩蔽中に恒星の明るさの低下を検出しましたが、恒星の暗くなった仕方から環があることは示唆されませんでした。その後、ボイジャーの接近通過後、この掩蔽は海王星の小さな衛星ラリッサによるものであることが判明したが、これは非常に珍しい現象であった。[2]
1980年代、当時天の川銀河の近くにあり、より密度の高い恒星の領域に逆らって動いていた天王星に比べて、海王星の顕著な掩蔽ははるかに稀であった。1983年9月12日の海王星の次の掩蔽では、環の存在が検出された可能性がある。 [2]しかし、地上での観測結果は決定的なものにはならなかった。その後6年間で、約50回の掩蔽が観測されたが、そのうち肯定的な結果が得られたのはわずか3分の1程度であった。[8]海王星の周りには何か（おそらく不完全な弧）が確実に存在していたが、環系の特徴は謎のままであった。[2]ボイジャー2号宇宙船は、1989年の海王星へのフライバイの際に海王星の環を決定的に発見し、8月25日に海王星の大気圏上空4,950km（3,080マイル）まで接近した。これにより、以前観測された時折の掩蔽現象が、アダムスリング内の弧によって引き起こされたことが確認された（下記参照）。[9]ボイジャーの接近通過後、以前の地球掩蔽観測が再解析され、1980年代のリングの弧の特徴が得られ、ボイジャー2号が発見したものとほぼ完全に一致した。[5]
ボイジャー2号のフライバイ以来、解像度と集光力の向上により、ハッブル宇宙望遠鏡と地上の望遠鏡で最も明るいリング（アダムス環とルヴェリエ環）が撮影されている。 [10]これらの環は、海王星からのまぶしさが大幅に軽減されるメタン吸収波長では、背景ノイズレベルをわずかに上回る明るさで見える。より暗い環は、これらの機器の可視閾値をはるかに下回っている。[11] 2022年に、これらの環はジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によって撮影され、ボイジャー2号のフライバイ以来初めて暗い環の観測が行われた。 [12] [13]
一般的なプロパティ
海王星には5つの明確なリング[5]があり、惑星からの距離が長い順に、ガレ、ルヴェリエ、ラッセル、アラゴ、アダムスと名付けられています。[4]これらの明確なリングに加えて、海王星には、ルヴェリエ環からガレ環まで内側に伸び、おそらくは惑星のさらに内側に伸びる非常に微弱な物質のシートがある可能性があります。[5] [7]海王星のリングのうち3つは狭く、幅は約100 km以下です。[6]対照的に、ガレ環とラッセル環は広く、幅は2,000〜5,000 kmです。[5]アダムス環は、より暗い連続した環に埋め込まれた5つの明るい弧で構成されています。[5]反時計回りに進むと、弧は、フラテルニテ、エガリテ1と2、リベルテ、そして勇気です。[7] [14]最初の4つの名前は、フランス革命と共和政のモットーである「自由、平等、友愛」に由来しています。この用語は、1984年と1985年の恒星掩蔽中にこれらの衛星を発見した最初の発見者によって提案されました。[8]海王星の4つの小さな衛星は、リングシステムの内側を周回しています。ナイアードとタラッサは、ガレ環とルヴェリエ環の間の隙間を周回しています。デスピナはルヴェリエ環のすぐ内側にあります。ガラテアは、アダムス環の少し内側にあり、[4]名前のないかすかな狭いリングレットに埋め込まれています。[7]
海王星の環にはマイクロメートルサイズの塵が大量に含まれており、断面積に対する塵の割合は20%から70%である。[7]この点では、塵の割合が50%～100%である木星の環に似ており、塵がほとんど含まれない（0.1%未満）土星と天王星の環とは大きく異なる。 [4] [7]海王星の環の粒子は暗い色の物質でできており、おそらく放射線処理された有機物と氷の混合物である。[4] [5]環は赤みがかっており、幾何学的アルベド（0.05）とボンドアルベド（0.01～0.02）は、天王星の環の粒子や海王星の内側の衛星のものと似ている。[5]環は一般に光学的に薄く（透明）、通常の光学的厚さは0.1を超えない。[5]全体として、海王星の環は木星の環に似ており、どちらの系も、かすかで狭い塵の環と、さらにかすかな幅広い塵の環で構成されています。[7]
海王星の環は、天王星の環と同様に、比較的新しいと考えられています。その年齢は、太陽系の年齢よりもかなり若いと考えられます。[5]また、天王星の環と同様に、海王星の環は、かつての内側の衛星の衝突による破片化によって生じたと考えられます。[7]このような出来事によって小衛星帯が形成され、これが環の塵の源となります。この点で、海王星の環は、ボイジャー2号が天王星の主環の間に観測したかすかな塵の帯に似ています。[5]
内輪
ガレリング
海王星の最も内側のリングは、望遠鏡で海王星を初めて観測したヨハン・ゴットフリート・ガレ（1846年）にちなんでガレリングと呼ばれています。 [15]幅は約2,000 kmで、惑星から41,000～43,000 kmの距離を周回しています。[4]これは、平均通常光学的厚さが約10 −4の淡いリングで、[a]等価深度は0.15 kmです。[b] [5]このリングの塵の割合は40%～70%と推定されています。[5] [18]
ル・ヴェリエリング
次のリングは、1846年に海王星の位置を予言したユルバン・ルヴェリエにちなんで、ルヴェリエ環と名付けられました。 [19]軌道半径は約53,200 km、[4]幅約113 kmと狭いです。[6]通常の光学的厚さは0.0062 ± 0.0015で、等価深度0.7 ± 0.2 kmに相当します。[6]ルヴェリエ環の塵の割合は40%から70%の範囲です。[7] [18]リングのすぐ内側を52,526 kmで周回する小さな衛星デスピナは、羊飼いとしてリングを閉じ込める役割を果たしている可能性があります。[4]
ラッセルリング
ラッセルリングはプラトーとも呼ばれ、海王星系で最も幅の広いリングです。[7]このリングの名前の由来は、海王星最大の衛星トリトンを発見したイギリスの天文学者ウィリアム・ラッセルです。[20]このリングは、約 53,200 km のルヴェリエリングと 57,200 km のアラゴリングの間の空間を占める微かな物質のシートです。[4]平均通常光学的厚さは約 10 −4で、これは 0.4 km の深さに相当します。[5]リングのダスト分率は 20% から 40% の範囲です。[18]
潜在的なリング
ラッセルリングの外縁近くには小さな明るさのピークがあり、海王星から57,200 kmの距離にあり、幅は100 km未満です。[4]一部の惑星科学者は、フランスの数学者、物理学者、天文学者、政治家であるフランソワ・アラゴにちなんでアラゴリングと呼んでいます。 [21]しかし、多くの出版物ではアラゴリングについてまったく言及されていません。[7]
アダムスリング
外側のアダムス環は、軌道半径が約63,930 kmで[4] 、海王星の環の中で最も研究が進んでいる。[4]この環は、ルヴェリエとは独立して海王星の位置を予測したジョン・カウチ・アダムスにちなんで名付けられた。 [22]この環は幅が狭く、わずかに偏心していて傾斜しており、全体の幅は約35 km（15～50 km）である。[6]通常の光学的厚さは、弧の外側で約0.011 ± 0.003で、等価深さは約0.4 kmである。[6]この環の塵の割合は20%～40%で、他の狭い環よりも低い。 [ 18]海王星の小さな衛星ガラテアは、アダムスリングのちょうど内側、61,953 kmを周回しており、羊飼いのような働きをしており、42:43の外側リンドブラッド共鳴を通じて、リング粒子を狭い軌道半径の範囲内に留めています。[14]ガラテアの重力の影響により、アダムスリングには約30 kmの振幅を持つ42の放射状の波が形成され、ガラテアの質量を推定するのに使用されています。[14]
アーク
アダムスリングの最も明るい部分であるリングアークは、海王星のリングシステムで最初に発見された要素です。[2]アークはリング内の個別の領域で、リングを構成する粒子が神秘的に密集しています。アダムスリングは5つの短いアークで構成されていることが知られており、経度247°から294°までの比較的狭い範囲を占めています。 [c] 1986年、それらは次の経度の間に位置していました。
- 247～257°（フラテルニテ）、
- 261～264°（エガリテ1）、
- 265～266°（エガリテ2）、
- 276～280°（リベルテ）、
- 284.5–285.5°（勇気）。[4] [14]
最も明るく長いアークはフラテルニテで、最も暗いアークはカレッジでした。アークの通常の光学的厚さは、0.03～0.09 [5]の範囲にあると推定されています（恒星の掩蔽によって測定されたリベルテアークの前縁では0.034 ± 0.005）。[6]半径の幅は連続リングのそれとほぼ同じで、約30 kmです。[5]アークの等価深さは1.25～2.15 kmの範囲で変化します（リベルテアークの前縁では0.77 ± 0.13 km）。[6]アークの塵の割合は40%から70%です。[18]アダムスリングのアークは、土星のGリングのアークにいくらか似ています。[23]
ボイジャー2号の最高解像度の画像では、弧の中に顕著な塊が存在していることが明らかになりました。目に見える塊の間隔は通常0.1°から0.2°で、これはリングに沿って100～200kmに相当します。塊は分解されていないため、より大きな物体が含まれているかどうかはわかりませんが、太陽に照らされたときに明るくなることからもわかるように、微細な塵の集中に関連していることは間違いありません。[5]
アークは非常に安定した構造である。1980年代には地上の恒星掩蔽によって、 1989年にはボイジャー2号によって、1997～2005年にはハッブル宇宙望遠鏡と地上の望遠鏡によって検出され、ほぼ同じ軌道経度に留まっていた。[5] [11]しかし、いくつかの変化が観察されている。アークの全体的な明るさは1986年以降減少している。[11] Courageアークは8°前方にジャンプして294°になり（おそらく次の安定した共回転共鳴位置に移動した）、Liberteアークは2003年までにほぼ消滅した。[24] FraternitéアークとÉgalitéアーク（1と2）は、相対的な明るさに不規則な変動を示している。観測されたダイナミクスは、おそらくそれらの間のダストの交換に関連している。[11]ボイジャーのフライバイ中に発見された非常に暗いアークであるCourageは、1998年に明るさが増すのが見られましたが、2005年6月までに通常の暗さに戻りました。可視光観測では、アーク内の物質の総量はほぼ一定のままですが、以前の観測が行われた赤外線波長では暗くなっています。[ 24]
監禁
アダムスリングのアークは未だに解明されていない。[4]基本的な軌道力学によれば、数年で均一なリングに広がるはずなので、その存在は謎である。アークの閉じ込めについてはいくつかの仮説が提唱されているが、最も広く知られている仮説は、ガラテアが42:43の共回転傾斜共鳴（CIR）によってアークを閉じ込めているというものである。[d] [14]この共鳴により、リングの軌道に沿ってそれぞれ4°の長さの84の安定した場所が形成され、アークは隣接する場所に存在する。[14]しかし、1998年にハッブル望遠鏡とケック望遠鏡でリングの平均運動を測定した結果、リングはガラテアとCIRではないという結論に至った。[10] [25]
その後のモデルでは、閉じ込めは共回転離心率共鳴 (CER) の結果であると示唆された。[e] [26]このモデルは、共鳴をリングに近づけるために必要となるアダムスリングの有限の質量を考慮に入れている。この仮説の副産物として、アダムスリングの質量推定値がガラテアの質量の約 0.002 とされている。[26] 1986 年に提案された 3 番目の仮説では、リングの内側を周回する追加の衛星が必要である。この場合、アークは安定したラグランジュ点に閉じ込められている。しかし、ボイジャー 2 号の観測により、未発見の衛星のサイズと質量に厳しい制約が課せられたため、このような仮説はありそうにない。[5]その他のより複雑な仮説では、多数の小衛星がガラテアとの共回転共鳴に閉じ込められ、アークを閉じ込めると同時に塵の発生源としても機能しているという。[27]
探検
リングは、1989年8月にボイジャー2号宇宙船が海王星を通過した際に詳細に調査された。[5]リングは光学画像と、紫外線および可視光線による掩蔽の観測によって研究された。[6]宇宙探査機は、太陽に対するリングのさまざまな形状を観測し、後方散乱光、前方散乱光、側方散乱光の画像を生成した。[f] [5]これらの画像の分析により、位相関数（リングの反射率の観測者と太陽の間の角度への依存性）と、リング粒子の幾何学的アルベドとボンドアルベドを導出することができた。 [5]ボイジャーの画像の分析により、アダムスリングの羊飼いガラテアを含む海王星の6つの内側の衛星も発見された。[5]
プロパティ
*疑問符はパラメータが不明であることを意味します。
注記
- ^ ab リングの通常の光学的厚さτは、リングの粒子の全幾何学的断面積とリングの面積の比である。これは0から無限大までの値をとる。リングを通常に通過する光線は、係数e -τだけ減衰する。[16]
- ^ ab リングの等価深度EDは、リング全体の法線光学的深さの積分として定義されます。言い換えると、ED = ∫τdr、ここでrは半径です。[17]
- ^ 経度システムは1989年8月18日現在で固定されている。ゼロ点は海王星のゼロ子午線に対応する。[4]
- ^ 傾斜軌道上の衛星とリングの間のmオーダーの共回転傾斜共鳴（CIR）は、衛星からの摂動ポテンシャルのパターン速度がリング粒子の平均運動に等しい場合に発生します。言い換えると、次の条件が満たされる必要があります。ここで、およびはそれぞれ月の節点歳差運動速度と平均運動です。 [14] CIRはリングに沿って2mの安定サイトをサポートします。
- ^ 偏心軌道上の衛星とリングの間のmオーダーの共回転偏心共鳴（CER）は、衛星からの摂動ポテンシャルのパターン速度がリング粒子の平均運動に等しい場合に発生します。言い換えると、次の条件が満たされる必要があります。ここで、 と はそれぞれ月の遠心歳差運動速度と平均運動です。 [26] CERはリングに沿ってm個の安定な場所をサポートします。
- ^ 前方散乱光は太陽光に対して小さい角度で散乱する光です。後方散乱光は太陽光に対して 180° に近い角度 (後方) で散乱する光です。側方散乱光の散乱角度は 90° に近くなります。
- ^ ガレリングとラッセルリングの等価深度は、その幅と通常の光学的厚さの積です。
参考文献
- ^ ハバード、WB;ブラヒック、A.シカルディ、B.エリサー、L.-R.ロックス、F.ヴィラス、F. (1986)。 「海王星のリング状アークの掩蔽検出」。自然。319 (6055): 636. Bibcode :1986Natur.319..636H。土井：10.1038/319636a0。S2CID 4239213。
- ^ abcdefgh Miner, Ellis D.; Wessen, Randii R.; Cuzzi, Jeffrey N. (2007). 「海王星の環系の発見」.惑星の環系. Springer Praxis Books. ISBN 978-0-387-34177-4。
- ^ 惑星からの距離が近い順に並べられている
- ^ abcdefghijklmnopq Miner, Ellis D.; Wessen, Randii R.; Cuzzi, Jeffrey N. (2007). 「海王星の環系に関する現在の知識」.惑星の環系. Springer Praxis Books. ISBN 978-0-387-34177-4。
- ^ abcdefghijklmnopqrstu vwxyz aa ab ac ad ae af Smith, BA; Soderblom, LA; Banfield, D.; Barnet, C.; Basilevsky, AT; Beebe, RF; Bollinger, K.; Boyce, JM; Brahic, A. (1989). 「海王星におけるボイジャー2号：画像科学の結果」. Science . 246 (4936): 1422– 1449. Bibcode :1989Sci...246.1422S. doi :10.1126/science.246.4936.1422. PMID 17755997. S2CID 45403579.
- ^ abcdefghijklmno ホーン、リンダ J.;ホイ、ジョン。レーン、アーサー L. (1990)。 「ボイジャー光偏光計実験による海王星環の観測」。地球物理学研究レター。17 (10): 1745–1748。Bibcode :1990GeoRL..17.1745H。土井：10.1029/GL017i010p01745。
- ^ abcdefghijk Burns, JA; Hamilton, DP; Showalter, MR (2001). 「ダスティリングと周惑星ダスト：観測と簡単な物理学」(PDF)。 Grun, E.; Gustafson, BAS; Dermott, ST; Fechtig H. (編) 。Interplanetary Dust。 ベルリン：Springer。 pp. 641– 725。Bibcode :2001indu.book..641B。ISBN 3-540-42067-3。
- ^ ab Sicardy, B.; Roques, F.; Brahic, A. (1991). 「海王星の環、1983～1989年の地上恒星掩蔽観測」。Icarus . 89 (2): 220～ 243. Bibcode :1991Icar...89..220S. doi :10.1016/0019-1035(91)90175-S.
- ^ Nicholson, PD; Cooke, Maren L.; et al. (1990). 「海王星による5つの恒星掩蔽：リングアークのさらなる観測」Icarus . 87 (1): 1– 39. Bibcode :1990Icar...87....1N. doi : 10.1016/0019-1035(90)90020-A .
- ^ ab Dumas, Cristophe; Terrile, Richard J.; et al. (1999). 「海王星の環弧の安定性に疑問」(PDF) . Nature . 400 (6746): 733– 735. Bibcode :1999Natur.400..733D. doi :10.1038/23414. S2CID 4427604.
- ^ abcd dePater, Imke; Gibbard, Seren; et al. (2005). 「The Dynamic Neptunian Ring Arcs: Evidence for a Gradual Disappearance of Liberté and Resonant Jump of Courage」(PDF) . Icarus . 174 (1): 263– 272. Bibcode :2005Icar..174..263D. doi :10.1016/j.icarus.2004.10.020. 2008-07-19 のオリジナル(PDF)からアーカイブ。
- ^ 「新しいウェッブ画像が数十年ぶりに海王星の環を鮮明に捉える」NASA. 2022年9月21日。
- ^ O「Callaghan, Jonathan (2022年9月21日). 「ウェッブ望遠鏡で海王星とその環に焦点が合う - 宇宙ベースの天文台からの新しい画像は、赤外線で惑星の斬新な画像を提供します」。ニューヨークタイムズ。 2022年9月23日閲覧。
- ^ abcdefghi Porco, CC (1991). 「海王星のリングアークの説明」. Science . 253 (5023): 995– 1001. Bibcode :1991Sci...253..995P. doi :10.1126/science.253.5023.995. PMID 17775342. S2CID 742763.
- ^ 社説（1910年）。 「訃報：G・V・スキャパレリ、J・G・ガレ、J・B・Nヘネシー・J・コールズ、J・E・ゴア」。天文台。33 : 311– 318。Bibcode :1910Obs....33..311。
- ^ Ockert, ME; Cuzzin, JN; Porco, CC; Johnson, TV (1987). 「天王星の環の測光: ボイジャー2号の結果」. Journal of Geophysical Research . 92 (A13): 14, 969– 78. Bibcode :1987JGR....9214969O. doi :10.1029/JA092iA13p14969.
- ^ Holberg, JB; Nicholson, PD; French, RG; Elliot, JL (1987). 「0.1 μm および 2.2 μm での天王星リングの恒星掩蔽探査 - ボイジャー UVS と地球ベースの結果の比較」.天文学ジャーナル. 94 : 178–188 . Bibcode :1987AJ.....94..178H. doi : 10.1086/114462 .
- ^ abcdef Colwell, Joshua E.; Esposito, Larry W. (1990). 「海王星のリングシステムにおける塵生成モデル」.地球物理学研究レター. 17 (10): 1741– 1744. Bibcode :1990GeoRL..17.1741C. doi :10.1029/GL017i010p01741.
- ^ アダムス、ジョン (1877)。「アダムス教授によるレヴェリエの惑星理論について」。 ネイチャー。16 ( 413): 462– 464。Bibcode : 1877Natur..16..462 .. doi : 10.1038/016462a0。S2CID 4096899 。
- ^ 「故人フェロー、ラッセル、Wのリスト」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 41 (4): 188– 191. 1881. Bibcode :1881MNRAS..41..188.. doi : 10.1093/mnras/41.4.188 .
- ^ Hansen, PA (1854). 「月の表に関する手紙の抜粋（M. Aragoの死亡記事）」.王立天文学会月報. 14 (4): 102– 107. Bibcode :1853MNRAS..14....1H. doi : 10.1093/mnras/14.4.97 .
- ^ 「死亡記事: 今年亡くなったフェローおよびアソシエイトのリスト: ジョン・カウチ・アダムス」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 53 (4): 184– 209. 1893. Bibcode :1893MNRAS..53..184.. doi : 10.1093/mnras/53.4.184 .
- ^ Hedman, MM; Burns, JA; Tiscareno, MS; Porco, CC; Jones, GH; Roussos, E.; Krupp, N.; Paranicas, C.; Kempf, S. (2007). 「土星のGリングの起源」(PDF) . Science . 317 (5838): 653– 656. Bibcode :2007Sci...317..653H. doi :10.1126/science.11 43964. PMID 17673659. S2CID 137345.
- ^ ab Showalter, MR; Burns, JA; De Pater, I.; Hamilton, DP; Lissauer, JJ; Verbanac, G. (2005). 「木星、天王星、海王星の塵のリングに関する最新情報」。惑星系内の塵、2005 年 9 月 26 ～ 28 日にハワイのカウアイ島で開催された会議の議事録。1280 : 130。Bibcode : 2005LPICo1280..130S。
- ^ Sicardy, B.; Roddier, F.; et al. (1999). 「地上望遠鏡で撮影した海王星のリングアークの画像」Nature . 400 (6746): 731– 733. Bibcode :1999Natur.400..731S. doi :10.1038/23410. S2CID 4308976.
- ^ abc Namouni, Fathi; Porco, Carolyn (2002). 「海王星の環弧はガラテア衛星によって閉じ込められている」。Nature . 417 ( 6884): 45– 47. Bibcode :2002Natur.417...45N. doi :10.1038/417045a. PMID 11986660. S2CID 4430322.
- ^ Salo, Heikki; Hanninen, Jyrki (1998). 「海王星の部分リング: ガラテアの自己重力アーク粒子に対する作用」. Science . 282 (5391): 1102– 1104. Bibcode :1998Sci...282.1102S. doi :10.1126/science.282.5391.1102. PMID 9804544.
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、海王星の環に関連するメディアがあります。
- NASAの太陽系探査による海王星の環
- 惑星命名辞典 – リングとリングギャップ命名法 (海王星)、USGS